ვარსკვლავური ევოლუცია(ვარსკვლავის ევოლუცია) - პროცესი, რომლითაც ვარსკვლავი მისი სიცოცხლის ხანგრძლივობის მანძილზე იცვლება. ეს სიცოცხლის ხანგრძლივობა რამდენიმე მილიონი წელიწადიდან (ყველაზე მასიური ვარსკვლავებისთვის) ტრილიონობით წელიწადამდე (ყველაზე ნაკლებად მასიურთათვის) მერყეობს, აქედან გამომდინარე, ვარსკვლავის სიცოცხლის ხანგრძლივობა დამოკიდებულია მის მასაზე. ცხრილზე ნაჩვენებია ვარსკვლავთა სიცოცხლის ხანგრძლივობა, როგორც მათი მასის ფუნქცია.[1] ყველა ვარსკვლავი იბადება გაზისა და მტვრის ღრუბლების კოლაფსით, რომელთაც ხშირად ნისლეულებს ან მოლეკულურ ღრუბლებს უწოდებენ. მილიონობით წლების შემდეგ ეს ვარსკვლავები წონასწორობის მდგომარეობას აღწევს და ხდება მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი.
ვარსკვლავის ძირითადი საწვავი თერმობირთვული სინთეზია. თავდაპირველად ენერგია მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავის ბირთვში არსებული წყალბადისატომების სინთეზით წარმოიქმნება. მოგვიანებით, როცა ჰელიუმის ატომების რაოდენობა დომინანტური ხდება ბირთვში, მზის მსგავსი ვარსკვლავი იწყებს წყალბადის სინთეზს სფერული გარსის გასწვრივ, რომელიც ბირთვს აკრავს გარშემო. ამ პროცესით ვარსკვლავი თანდათან იზრდება ზომაში და გადის ქვეგიგანტის ეტაპს, სანამ ის არ მიაღწევს წითელი გიგანტის ფაზას. ნახევარი მზის მასის ვარსკვლავებსაც შეუძლია ბირთვში ჰელიუმის სინთეზით ენერგია წარმოქმნას, ხოლო უფრო მასიურ ვარსკვლავებს შეუძლია უფრო მძიმე ელემენტების სინთეზი რამდენიმე გარსის გასწვრივ. როდესაც მზის მსგავსი ვარსკვლავი ამოწურავს ბირთვულ საწვავს, მისი ბირთვი მკვრივ თეთრ ჯუჯად კოლაფსირდება და გარე ფენები პლანეტურ ნისლეულად იფანტება. ათი ან მეტი მზისმასის ვარსკვლავს შეუძლია ზეახლად აინთოს, რადგან მათი ინერტული რკინის ბირთვი კოლაფსირდება უკიდურესად მკვრივ ნეიტრონულ ვარსკვლავად ან შავ ხვრელად. მიუხედავად იმისა, რომ სამყარო იმდენად ხნიერი არაა, რომ რომელიმე წითელ ჯუჯას სიცოცხლის დასასრულს მიეღწია, ვარსკვლავური მოდელები წინასწარმეტყველებს, რომ ისინი ნელ-ნელა უფრო კაშკაშა და ცხელი გახდება, სანამ წყალბადის საწვავს ამოწურავს და გახდება დაბალი მასის თეთრი ჯუჯა.[2]
ვარსკვლავური ევოლუცია არ შეისწავლება ერთი ვარსკვლავის სიცოცხლეზე დაკვირვებით, რადგან უმეტესი ვარსკვლავური ცვლილება იმდენად ნელა ხდება, რომ მათი დაფიქსირება საუკუნეების მანძილზეც კი შეუძლებელია. ამის ნაცვლად ასტრონომები აკვირდებიან სხვადასხვა სიცოცხლის ეტაპებზე მყოფ მრავალ ვარსკვლავს. ასევე ახდენენ ვარსკვლავის სტრუქტურის სიმულირებას კომპიუტერული მოდელირებებით.
↑Laughlin, Gregory; Bodenheimer, Peter; Adams, Fred C. (1997). „The End of the Main Sequence“. The Astrophysical Journal. 482: 420–432. Bibcode:1997ApJ...482..420L. doi:10.1086/304125.
